天文学进展 38卷 为金属元素(比He重的元素)。其中大多数星系中H元素主要以H状态存在,而随着气 体的不断积累和冷却,H达到饱和(饱和的表面密度Emmt≈9M。p-2),只有通过尘 埃颗粒的吸附作用形成分子(H2)后,再通过原子精细结构辐射进一步冷却到T≈50K,最 后坍缩形成恒星。所以恒星形成发生在只占星际介质一小部分(尤其是体积)的分子气体 中, bigiel等人基于对7个由H2主导的旋涡星系的空间分辨的观测,发现恒星形成率面 密度(∑sFR)与分子气体表面密度(∑H2)有很好的相关性:∑sFB∝∑002。过去20年的 大型光学成像和光谱测量已经很好地证实,恒星形成的停止是过去8~10Ga星系演化的主 甲相形成幸和有根数的红关°明乙表明系的气体含最号的 分子气体形成恒星的过程会受到如分子气体的温度和密度、星系的金属丰度、星系内 部结构等因素的影响,所以对于星系系统,恒星形成过程依然还有很多需要研究的地方: 为什么只有一小部分分子气体形成了恒星?什么因素决定了形成恒星的质量分布(初始质量 函数IMF)?新形成恒星及AGN所释放的巨大辐射对分子气体的影响和对恒星形成的反馈 机制是什么?另一方面,这些问题都与星系所处环境及星系之间的相互作用密切相关。因为 有大量的理论和观测工作发现,星系间的相互作用能够使星系盘上的气体坍缩,促 进恒星形成,并进一步影响星系的形态。然而,对于星系间的相互作用具体影响气体形成恒 星的一些细节仍不清楚。要研究这些因素是怎样促进或抑制气体形成恒星的,就需要比较 不同星系的分子气体的物理状态及其中形成恒星的效率。随着近几年来一些大规模分子气 体巡天(如HRs, XCOLDGASS),对分子气体和恒星空间分辨观测(如 HERACLES21 EDGE, MaNga)的完成,以及一系列基于多种发射线的星际介质性质的分析,人们 对分子气体转化为恒星过程的研究有了新的进展。 在这样的背景下,我们总结了一些星系分子气体新的观测结果,并介绍了分子气体在 恒星形成和星系演化中所起作用等前沿研究的现状。第2章简单介绍了恒星形成的规律和 理论:第3章综述了测量星系中分子气体常用的方法和新进展;第4章基于近几年的观测 数据,分析恒星形成与分子气体之间的统计关系,并介绍了气体形成恒星过程的研究进展 第5章讨论了分子气体与星系演化的关系,其中包括星系形态和所处环境等对这个关系的影 响:第6章是对全文的总结和未来关于星系内部气体研究方向的一些展望。 2恒星形成的观测性质和理论 随着巨分子云中密度分布不均匀性的增加,分子团块核心的温度和密度不断上升,达 到流体静力学平衡,原恒星逐渐形成:周围气体下落使得原恒星质量增加,当中心温度达 到H的聚变温度,恒星就进入了主序阶段。对于一般的河外星系,观测上极难分辨单个恒 星,所以描述星系整体的恒星形成活动主要基于两个重要的参量:初始质量函数(IMF)和 恒星形成率( (SFR)o IM描述的是质量不同的零龄主序星的相对数目:()=aN 般先从观测得到当前的恒星质量函数,再基于恒星演化理论反推得到。通过特定波段或星122 天 文 学 进 展 38 卷 为金属元素 (比 He 重的元素) [4]。其中大多数星系中 H 元素主要以 HI 状态存在，而随着气 体的不断积累和冷却，HI 达到饱和 (饱和的表面密度 ΣHI,sat ≈ 9 M⊙·pc−2 ) [5]，只有通过尘 埃颗粒的吸附作用形成分子 (H2) 后，再通过原子精细结构辐射进一步冷却到 T ≈ 50 K，最 后坍缩形成恒星[6]。所以恒星形成发生在只占星际介质一小部分 (尤其是体积) 的分子气体 中，Bigiel 等人[5]基于对 7 个由 H2 主导的旋涡星系的空间分辨的观测，发现恒星形成率面 密度 (ΣSFR) 与分子气体表面密度 (ΣH2 ) 有很好的相关性：ΣSFR ∝ Σ 1.0±0.2 H2 。过去 20 年的 大型光学成像和光谱测量已经很好地证实，恒星形成的停止是过去 8 ∼ 10 Ga 星系演化的主 要过程之一[7–9]。而基于一些高红移的 CO 观测[10–12]，研究表明星系内的气体含量与宇宙的 平均恒星形成率和密度有很好的相关性[13–15]。 分子气体形成恒星的过程会受到如分子气体的温度和密度、星系的金属丰度、星系内 部结构等因素的影响，所以对于星系系统，恒星形成过程依然还有很多需要研究的地方[16]： 为什么只有一小部分分子气体形成了恒星？什么因素决定了形成恒星的质量分布 (初始质量 函数 IMF)？新形成恒星及 AGN 所释放的巨大辐射对分子气体的影响和对恒星形成的反馈 机制是什么？另一方面，这些问题都与星系所处环境及星系之间的相互作用密切相关。因为 有大量的理论[17]和观测工作[18, 19]发现，星系间的相互作用能够使星系盘上的气体坍缩，促 进恒星形成，并进一步影响星系的形态。然而，对于星系间的相互作用具体影响气体形成恒 星的一些细节仍不清楚。要研究这些因素是怎样促进或抑制气体形成恒星的，就需要比较 不同星系的分子气体的物理状态及其中形成恒星的效率。随着近几年来一些大规模分子气 体巡天 (如 HRS[20] , xCOLDGASS[14] )，对分子气体和恒星空间分辨观测 (如 HERACLES[21] , EDGE[22] , MaNGA[23] ) 的完成，以及一系列基于多种发射线的星际介质性质的分析，人们 对分子气体转化为恒星过程的研究有了新的进展。 在这样的背景下，我们总结了一些星系分子气体新的观测结果，并介绍了分子气体在 恒星形成和星系演化中所起作用等前沿研究的现状。第 2 章简单介绍了恒星形成的规律和 理论；第 3 章综述了测量星系中分子气体常用的方法和新进展；第 4 章基于近几年的观测 数据，分析恒星形成与分子气体之间的统计关系，并介绍了气体形成恒星过程的研究进展； 第 5 章讨论了分子气体与星系演化的关系，其中包括星系形态和所处环境等对这个关系的影 响；第 6 章是对全文的总结和未来关于星系内部气体研究方向的一些展望。 2 恒星形成的观测性质和理论 随着巨分子云中密度分布不均匀性的增加，分子团块核心的温度和密度不断上升，达 到流体静力学平衡，原恒星逐渐形成；周围气体下落使得原恒星质量增加，当中心温度达 到H的聚变温度，恒星就进入了主序阶段。对于一般的河外星系，观测上极难分辨单个恒 星，所以描述星系整体的恒星形成活动主要基于两个重要的参量：初始质量函数 (IMF) 和 恒星形成率 (SFR)。IMF 描述的是质量不同的零龄主序星的相对数目：Φ0(M) = dN dm ，一 般先从观测得到当前的恒星质量函数，再基于恒星演化理论反推得到。通过特定波段或星